u. Na biologicky nepríjemnú kyslosť dávnej marsovskej vody totiž v poslednom čase poukázali viaceré výskumy pôdy a hornín červenej planéty, povrchové i z orbity.
Stále sa prekvapivo často objavujú palcové titulky o objave vody na Marse. Celkom však míňajú podstatu. Veď existencia vody na Marse je známa od druhej polovice 19. storočia, keď astronómovia pri pozorovaní tejto planéty prvý raz nasadili spektroskopy. (Prístroje na rozklad svetla aj z vesmírneho zdroja - podľa podrobností závislosti intezity svetla na vlnovej dĺžke nimi možno na diaľku určiť chemické zloženie a fyzikálne vlastnosti prostredia).
V prvej polovici 20. storočia to potom potvrdili dokonalejšie spektroskopy a infračervené detektory, takisto súčasti ďalekohľadov na zemskom povrchu. Nuž a od druhej polovice 20. storočia priamo na mieste medziplanetárne sondy, jednak obiehajúce Mars, jednak tie, ktoré na ňom pristáli.
Lenže vždy išlo buď o vodu zmrznutú, ľad, sneh a námrazu, najmä v polárnych čiapočkách, alebo o vodnú paru. Pre náš výskum vesmíru všeobecne a Marsu konkrétne však platí, že hlavnou motiváciou je nájsť iný život, zvlášť život pozemského typu. A taký vyžaduje kvapalnú vodu ako univerzálne biologické médium.
Umelecká vízia sondy MRO nad Marsom.
Ilustrácia: NASA/JPL
Mrazivá a riedkovzdušná planéta
Čiže senzáciou skutočne hodnou palcových titulkov by bol až objav kvapalnej vody na Marse. Jej výskyt na povrchu je však pri súčasných tamojších pomeroch veľmi nepravdepodobný.
Prvú prekážku predstavujú nízke teploty. Počas prakticky celého marťanského roka je na väčšine povrchu planéty hlboko pod nulou. Neprekvapuje teda, ak tam pozorujeme zmrznutú vodu v rôznych formách. Ak by aj došlo k náhlemu výronu kvapalnej vody z vnútra Marsu na jeho povrch, takmer okamžite by všetka zmrzla.
A zvyšná vysublimovala - druhou prekážkou je nízky atmosférický tlak na Marse, zväčša pod jednu stotinu pozemského. Tlak sa síce počas marťanského roka mení, nanajvýš ale stúpne na stotinu pozemského.
V lete sa totiž na predmetnej pologuli - Mars má vďaka sklonu rotačnej osi ročné obdobia ako Zem - časť zmrznutého oxidu uhličitého (dominantná zložka tzv. prchavých látok na Marse) a zmrznutej vody (ich doplnková zložka) zväčša z polárnej čiapočky presunie v podobe pár do atmosféry a dočasne ju zahustí.
Keď teploty začnú s príchodom jesene klesať, oxid uhličitý i vodná para z atmosféry spätne vymrznú, zasa zväčša na predmetnú polárnu čiapočku. Presuny vody medzi atmosférou a povrchom či vrstvami tesne pod ním (nielen na póloch) ale zrejme prebiehajú aj v rámci dlhodobých, státisícročných až miliónročných klimatických cyklov Marsu.
Hoci pri rovníku planéty môžu letné teploty vystúpiť až na asi 20 stupňov Celzia, takže zmrznutá voda by sa tam určite roztopila, vplyvom nízkeho atmosférického tlaku by vzäpatí vysublimovala.
Dávne i menej dávne vodné toky
Nestabilita kvapalnej vody na dnešnom Marse ostro kontrastuje s početnými geologickými znakmi jeho povrchu. Od mohutných kanálov, očividne vyhĺbených prietokmi, ktoré by pohodlne zatienili aj Amazonku pri ústí do Atlantiku, až po siete riečíšť, ktorých najmenšie vetvy tvorili toky na úrovni našich riečok, bystrín a potokov.
Problém je v tom, že to všetko je veľmi starého dáta. Spred vyše 3,5 miliardy rokov. Vtedy pravdepodobne bolo na Marse oveľa teplejšie a mal aj podstatne hustejšiu atmosféru. Veľkú časť vzduchu i vody od tých čias stratil. Jednu časť do vesmíru účinkom energetického žiarenia Slnka, ktoré rozbíjalo molekuly plynov. Druhú pod vlastný povrch.
Ak dnes planetológovia očakávajú na Marse kvapalnú vodu, tak niekoľko kilometrov pod jeho povrchom. Azda tam existujú jej rezervoáry, vytvorené vsiaknutím bývalej povrchovej vody, s možnou prímesou pôvodnej vody z marsovského vnútra. A možno z nich táto voda vplyvom sopiek či oteplenia klímy občas vytryskne.
To, že na Marse je zmrznutá voda aj pod povrchom, dokladajú niektoré mladšie krátery. Teplo uvoľnené pri ich vzniku premenou kinetickej energie dopadajúceho vesmírneho telesa očividne rýchlo do hĺbky roztopilo pôdu na danom mieste, niekedy to vzbudzuje dojem, ako keby voľakto jednoducho čľapol kameň do blata.
Iným, veľmi sugestívnym, náznakom sú novoobjavené mladé rokliny na stenách mnohých kaňonov a kráterov. Ich podrobnosti sa najlepšie dajú vysvetliť pôsobením tečúcej vody - určité uvoľnenie tepla, alebo tlak kvapalnej vody „vyrazil zátku" zmrznutej pôdy, takže sa voda prudko vyvalila von, kde počas stekania vyhĺbila rokliny, kým všetka nezamrzla a nevysublimovala. (Pre rokliny sú aj iné vysvetlenia, no vodné je najpravdepodobnejšie.)
Detektory viacerých sond, ktoré takým či onakým spôsobom dokážu „nahliadnúť" pod povrch Marsu, navyše od hĺbky necelého jedného metra preukazateľne odhalili minimálne jednu vrstvu vodného ľadu. Môže sa ale nachádzať aj plytšie, ako naznačujú ryhy vyhĺbené sondou Phoenix - ak ide o ľad a nie o takú či onakú soľ.
Konečne mnoho uhličitanov
Nehľadiac na klimatické cykly, vývoj Marsu vystihujú slová chladnutie a vysychanie. Po tzv. noachiánskej dobe (pred 4,6 až 3,5 miliardami rokov), keď voda vytvorila ílovité minerály, nasledovala suchšia hesperiánska (pred 3,5 až 1,8 miliardami rokov), v ktorej zvyšná voda na väčšine povrchu planéty obsahovala veľa solí a bola kyslá. S takou vodou sotva mohol vzniknúť - a ak vznikol už v noachiánskej dobe, prežiť - nám známy život.
Stal sa ale Mars takto „slaným" a „kyslým" všade? Odpoveď by na to mohli priniesť objavy hornín, ktoré v časovom rozpätí, o ktoré ide, mohli vznikať iba v neutrálnej, alebo mierne alkalickej vode. Predovšetkým uhličitany.
Bethany Ehlmannová s glóbusom a mapami Marsu.
Popravde ich nedávno „v malom" našla sonda Phoenix na a tesne pod povrchom a viaceré sondy z orbity (ako Mars Global Surveyor) v návejoch prachu všelikde po Marse, kde tvoria menej ako 5 percent hmotnosti prachu.
Lenže to sú „zmesky", ktoré sa na miesta objavu mohli dostať z veľkej diaľky. Miesto ich pôvodu stále zostáva nejasné. Najvrchnejšiu vrstvu pôdy na Marse totiž zväčša tvoria trosky odhodené pri vzniku kráterov a naviaty prach. Uhličitany sú okrem toho známe v meteoritoch, ktoré k nám prileteli z Marsu - tvoria v nich žily.
Neprítomnosť odkrytých masívov uhličitanových hornín na Marse udivovala, V atmosfére tvorenej najmä oxidom uhličitým, akú má Mars, by mali vznikať reakciou vody so sopečnými čadičmi. A slúžili by ako rezervoáry vzdušného oxidu uhličitého. Naozaj ich všetky rozpustila kyslá voda či zabránila ich vzniku? Mal skorý Mars atmosféru bez oxidu uhličitého? Alebo na ňom v skorej fáze jeho vývoja kvapalná voda jestvovala iba krátko? Nič z toho.
Marsovské uhličitany sa totiž konečne našli aj vo veľkom. Doktorandka Bethany Ehlmannová z Brownovej univerzity v Providence (USA) s dvanástimi americkými a jedným francúzskym kolegom oznámila v poslednom tohtoročnom čísle časopisu Science objav masívov uhličitanových hornín hneď v troch, hoci navzájom susediacich, oblastiach Marsu. Konkrétnou uhličitanovou zložkou je uhličitan horečnatý čiže minerál magnezit.
(Pre dokreslenie: Brownova univerzita je u nás málo známa menšia členka prestížnej Ivy League čiže Brečtanovej ligy ôsmich súkromných univerzít s veľkou tradíciou na východnom pobreží USA. Popri Brownovej sú to: Kolumbijská, Cornellova, Harvardova, Yaleova, Princetonská, Pennsylvánska a Dartmouthské kolégium. Brownova má veľmi kvalitný tím planetárnych geológov, ktorí pracovali a pracujú so všetkými marsovskými sondami USA.)
Mapa relatívnych prevýšení na Marse. Farebná škála je vľavo dole, 0 zodpovedá strednej hodnote polomeru planéty, tá na Marse zastupuje hladinu morí ako vzťažnú úroveň. Oblasť, o ktorú ide v tomto článku, je vpravo od zeleného stredu, tam, kde prechádza červená a žltá do svetlomodrej, tvoriacej polkruhový výrez, zodpovedajúci dopadovej panve Isidis, a nižšie pod Isidis. Tmavomodrý ovál viac dole je veľká dopadová panva Hellas.
Ilustrácia: NASA/GSFC
Oázy v záplave kyslosti
Už samotný fakt, že tam tieto horniny sú, ukazuje na neagresívnosť vody v dobe ich vzniku a vlastne po celý čas odvtedy, lebo uhličitany sa v kyslej vode ľahko rozpúšťajú.
Všetky tri oblasti ležia pomerne blízko rovníku Marsu a zrejme sú staršie ako 3,6 miliardy rokov. Spektrálne znaky uhličitanov v nich vedci našli na celkove 27 záberoch z aparatúry CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars čiže Malý prieskumný zobrazovací spektrometer pre Mars) sondy MRO.
Prvou je 667 kilometrov dlhá oblasť rýh a zlomov Nili Fossae, ktorá leží na okraji obrovskej panvy Isidis, vyhĺbenej dopadom vesmírneho telesa na Mars. Isidis má priemer 1500 kilometrov a je po Hellas a Argyre tretia najväčšia dopadová panva na Marse. (Ak necháme bokom možnú obrovskú panvu, tvoriacu väčšinu severnej pologule.)
Aparatúra CRISM zachytila uhličitany na východe Nili Fossae v pestrej palete geologických prostredí, napríklad v sedimentoch na dne krátera Jezero, v stenách zerodovaných náhorných plošín typu stolovej hory a na svahoch údolí, ktoré zjavne vznikli činnosťou prudko tečúcej vody.
Nili Fossae je oblasť, kde sa dosiaľ na Marse našlo najviac dôležitého minerálu olivín, ktorý býva zložkou čadičov, čo by mohlo vysvetliť aj vznik tamojších uhličitanov (pozri nižšie). Zahŕňa početné terénne stopy tečenia vody - po dopade vesmírneho telesa, ktorým vznikla panva Isidis, pretrvalo do skorej hesperiánskej doby.
V menšom rozsahu sa uhličitany podarilo nájsť ešte jednak v Terra Tyrrhena medzi rovníkom Marsu a Hellas, jednak v Libya Montes bezprostredne na juh od Isidis.
Zelené krúžky označujú miesta, kde zábery z MRO pomocou CRISM odhalili uhličitany. Horné nahromadenie krúžkov je v Nili Fossae, dvojica krúžkov nižšie v Libya Montes a napokon osamotený krúžok najnižšie je v Terra Tyrrhena.
Ilustrácia: NASA/Science
Tieto tri oblasti ukazujú, že na skorom Marse boli prinajmenšom tri takpovediac oázy, kde nástup suchého obdobia neviedol k nadmernému okysleniu vody a kde dlhodobo vznikali uhličitany. „Nebolo tam ani prihorúco, ani prichladno. Nebolo tam prikyslo. Je to presne správne miesto," povedala Bethany Ehlmannová.
Silne zerodovaný terén okolo malého kaňonu v Nili Fossae. Uhličitanové horniny sú vyznačené zelene. Šírka záberu zodpovedá 30 kilometrom.
Foto: NASA/JPL/JHUAPL/MSSS/Brown University
Podrobnejší pohľad na zerodovaný terén v Nili Fossae. Uhličitanové horniny sú vyznačené zelenen. Šírka záberu zodpovedá 2,5 kilometra.
Foto: NASA/JPL/JHUAPL/University of Arizona/Brown University
Záber Nili Fossae - zelené krúžky vyznačujú odhalené masívy uhličitanových hornín. Šípky ukazujú polohy dvoch podrobnejších záberov uvedených na nasledujúcej fotomontáži.
Foto: Science
Dva podrobnejšie zábery uhličitanových masívov, vyznačených zelene. Malý biely rámček v A resp. C zodpovedá čiernobielej zväčšenine B resp. D dole, ktorá lepšie vykresľuje geologickú stavbu. V E je príklad profilu vrstiev v Nili Fossae, Mg-carb. je uhličitanový masív.
Fotomontáž: Science
Ciele budúcich sond?
Myslela tým správne miesto na vyslanie pristávacích sond či robotických prieskumných vozidiel zo sond, ktoré by pristáli na kozmonauticky predsa len bezpečnejších susedných rovinách. („Fossae" pri Nili značí „priehlbeniny" - sonda by sa v nich po pristátí mohla prekotiť a poškodiť, alebo dokonca úplne zničiť).
Jej profesor z Brownovej univerzity a spoluautor článku v Science John Mustard dodal: „Toto rozširuje paletu prostredí na Marse a poukazuje na také, kde podľa našich najlepších znalostí nepôsobil rovnaký druh biologicky nemilosrdných podmienok, aké odhalil výskum v iných oblastiach."
John Mustard.
Foto: Brown University
Uhličitany mohli podľa Bethany Ehlmannovej s kolegami na skorom Marse vznikať tromi spôsobmi. Buď pôsobením iba neveľmi zohriatej vody, ktorá presakovala puklinami hornín s vysokým zastúpením minerálu olivín, alebo na povrchu premenou olivínových hornín tečúcou vodou. A ešte sa mohli vyzrážať v plytkých dočasných jazerách.
Bethany Ehlmannová a John Mustard pri hľadaní najbližších analógií marsovských hornín počas výpravy na Island...
Foto: Richard C. Lewis/Brown University
...a pri prvotnej analýze sľubných vzoriek.
Foto: Richard C. Lewis/Brown University
Nech už to bolo hocakým spôsobom, všetky tri prostredia vyhovovali vzniku primitívnych foriem života. Znovu John Mustard: „Celkom spoľahlivo môžeme povedať, že v časoch, keď tam bola voda, predstavovali nami skúmané miesta príjemné prostredie pre život."
Oblasť Nili Fossae sa už vlastne „zúčastnila na konkurze", pri ktorom išlo o výber miesta pristátia pre novú sondu Mars Science Laboratory (MSL). Neuspela. Objav uhličitanových masívov ju teraz vracia do hry, lebo štart MSL bol nedávno odložený z roku 2009 na rok 2011.
Hlavné zdroje: Science z 19. decembra 2008; Komuniké Brown University z 18. decembra 2008.
